AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu

AST413
Gezegen Sistemleri
ve Oluşumu
Ders 5 : Dikine Hız Yöntemi
Dikine Hız Yöntemi
http://zingale.github.io/astro_animations/
Yıldızın Bu Hareketini Gökyüzündeki
Konum Değişiminden Belirleyebilir Miyiz?
Yıldızın kütlesini 1 Mgüneş , gezegenin kütlesini 1 Mjüp , aralarındaki ortalama
uzaklığı ~5 AB alırsak, yörünge dönemi ~11.84 yıl bulunur.
Biz bu değeri m1 >> m2 varsayarak m1r1 = m2r2 yaklaşımıyla r1 = (m2 / m1) r2
şeklinde hesaplamıştık. Jüpiter kütlesini büyüklüğünden dolayı ihmal etmez ve
ifadeyi göreli yörünge için yazarsak sonuç yukarıdaki şekilde bulunabilir!
Yıldızın Bu Hareketini Gökyüzündeki
Konum Değişiminden Belirleyebilir Miyiz?
Gökyüzündeki bu kadar küçük bir konum değişimini
1. Teleskoplarımızın yetersiz olması,
2. Teleskoplarımızdaki optik elemanların hizalanmasındaki küçük problemler,
3. “Kırınım” nedeniyle görüntülerin “flulaşması!”
4. Yer atmosferinin yıldız ışığına bozucu etkisi,
5. Dedektörümüzün farklı bölgelerine (piksellerine) fotonların aynı anda
ulaşmayıp, rastgele gelmesi (Poisson gürültüsü)
6. Parlak yıldızlar için konum ölçümleri yaparken yakında referans
alabileceğimiz parlak yıldızların bulunmaması!
nedenleriyle ölçmemiz oldukça güçtür. Üstelik bu hareketin dönemi
(örneğimizde 11.78 yıl) uzunsa bu zaman boyunca teleskop ve dedektör
düzeneğinde gerçekleşecek her türlü değişim de ölçümleri ayrıca etkiler!
GAIA Uzay Teleskobu
✔ 19 Aralık 2013 tarihinde Soyuz ST-B/FregatMT roektiyle Gine'deki uzay üssünden uzaya
gönderildi.
✔ Dünya'ya en çok 263 bin km yaklaşıp (enberi),
en çok 707 bin km uzaklaştığı (enöte) eliptik
bir yörüngede 180 günde bir dolanmaktadır.
✔ 1.45 m ve 0.5 m birincil ayna çaplı iki teleskop
106 adet CCD kamera üzerine aralarında 106o
bulunan 0.85 x 0.66 □o
görüntüsünü düşürmektedir.
'lik
bir
alanın
✔ Ulaşabildiği astrometrik hassasiyet G2V tayf
türünden 3m < V < 12 m yıldızlar için 5 ile 16
mikroyaysaniyesi arasındadır.
✔ Örneğimiz için Jüpiter nedeniyle Güneş'in
ortak kütle merkezi etrafındaki hareketinin 10
ışık yılı uzaklıktan gökyüzündeki karşılığı
0.0016 ~1.6 miliyaysaniyesidir.
✔ Gaia astrometrik duyarlılığı sayesinde Jüpiter
benzeri bir gezegeni 10 ışık yılı uzaklıktan
keşfetmemizi kolaylıkla sağlayabilir!
Yıldızın Bu Hareketini Dikine Hız
Değişiminden Belirleyebilir Miyiz?
Jüpiter'in
yörünge
dönemi
(11.78
yıl)
ve
Güneş'ten
ortalama uzaklığını (~5 AB)
yerine koyarsak
Görüldüğü gibi ölçmemiz gereken değişim miktarı yine çok küçüktür. Bu
miktarı bir spektrografın çözünürlüğü cinsinden değerlendirecek olursak;
R = λ / Δλ = 5x102 / 2.2x10-5 ~ 25 milyon
Bugüne kadar bu çözünürlükte bir tayfçeker yapılabilmiş değildir!
Tayf Çizgilerinin Dönme İle Genişlemesi
Sonuç olarak dönme kaynaklı
genişleme bile aradığımız kayma
miktarının 100 katı kadardır!
Ölçümdeki Avantaj ve Dezavantajlarımız
Dezavantajlar
1. Atmosfer görüntüyü sürekli “titreştirir”. Bu
titreşimler ve teleskobun takibindeki küçük
hatalar nedeniyle yıldız ışığı slite (yarık) hep aynı
konumdan gelmeyebilir.
Avantajlar:
1. Dalgaboyu bilinen çizgilere sahip referans
kaynaklar (lambalar) kullanarak “dalgaboyu
kalibrasyonunu” çok hassas yapabiliriz.
2. Pek çok tayf çizgisinden yapılan ölçümlerin
ortalamasını alarak hassasiyeti arttırabiliriz.
2. Tayfçekerin olduğu odadaki boyanın neden
olabileceği ışıma dahi gözlemi etkileyebilir.
3. Teleskobun aynasının geometirsi sıcaklık ve
pozisyon farklılıkarı nedeniyle değişir.
4. Sıcaklığın ve atmosferik basıncın değişimi
havanın kırılma indisini değiştireceğinden
gözlemleri etkiler.
5. Yıldız kaynaklı değişimler, gezegen kaynaklı
Doppler kaymasının algılanmasını güçleştirebilir.
Sintilasyon
(Titreşim)
Aletsel Problemlere Çözüm Önerileri
Işğın fiber kablolarla
tayfçekere taşınması
Vakuma alınmış sıcaklık (ΔT = 0.01 K)
ve basınç (Δp = 0.01 mBar) açısından
son derece kararlı bir tayfçeker
ESO, La Silla / Şili, 3.6 metrelik teleskop ve
HARPS tayfçekeri
Dalgaboyu kalibrasyonu için güvenilir referans
HD 114762b
Prof. David Latham
Prof. Tsevi Mazeh
m sini ~11 Mjüpiter olduğu halde
gezegen olarak kabul görmemiştir!
Latham vd., 1989, Nature, 339, 38
Problemler:
1. Yörünge eğim açısını 90° aldığımız halde kütle
gezegen limitine yakın (Mlimit ~ 13 Mjüpiter)
2. Dışmerkezlilik Güneş Sistemi gezegenlerinde
gördüğümüzden fazlasıyla yüksek.
3. Yıldız F9 tayf türünden olduğu halde dönmeye bağlı
genişlemeyi görmüyoruz. Acaba dönme ekseninin
kutbuna doğru bakıyor olabilir miyiz? Bu durumda
gezegenin buna dik bir yörüngede dolaşması
beklenmez.
51 Pegasi
Mayor & Queloz, 51 Peg'in ilk gözlemleri
51 Pegasi
Biraz daha veri topladıktan sonra..
Mayor & Queloz, 1995, Nature, 378, 355
mp sin i = 0.47 (+/- 0.02) MJüpiter
Mayor & Queloz, 1995, Nature, 378, 355
Iyodin hücresiyle gözlemler
Doğrulama!
Marcy & Butler 1996
Tekrarlayalım...
Varsayımlar:
1. Yörüngeler çembersel (e = 0),
2. Yıldızın kütlesin gezegeninkine göre
çok büyük (M* >> Mp),
3. Yıldızın kütle merkezine uzaklığı
gezegeninkine (r* << rp) çok küçük .
51 Pegasi
http://astro.unl.edu/classaction/animations/extrasolarplanets/radialvelocitysimulator.html
Dikine Hız Denklemi
Kyıldız (dikine hız yarı genliği) =
Kgezegen (dikine hız yarı genliği) =
Türetilmesi için bkz. http://w.astro.berkeley.edu/~kclubb/pdf/RV_Derivation.pdf
Ve Çift Yıldızlar ders notlarınız!
Gözlenen dikine hız yıldızın dikine hızıdır (K1)
Yerine
koyacak
olursak,
ve
Dikine Hız Denklemi
Gözlemler sonucu K1, P ve e gözlemsel veriye
uyumlanacak eğriden kolaylıkla elde edilir. m1,
yıldızın kütlesi olup tayfsal gözlemler ve güncel
evrim modelleri kullanılarak elde edilir. Geriye
bu yöntemle elde edemeyeceğimiz sin i kalır.
Yörünge eğim açısı i = 90 varsayılarak m2,
gezegen kütlesi için bir alt limit değer belirlenir
Gerekli Dikine Hız Duyarlılıkları
Jüpiter
@
1 AB
: 28.4
ms-1
Jüpiter
@
5 AB
: 12.7
ms-1
Neptün
@
0.1 AB
: 4.8
ms-1
Neptün
@
1 AB
: 1.5
ms-1
Süper Dünya (5 MYer) @
0.1 AB
: 1.4
ms-1
Süper Dünya (5 MYer) @
1 AB
: 0.45
ms-1
Dünya
@
0.1 AB
: 0.28
ms-1
Dünya
@
1 AB
: 0.09
ms-1
Şu an ulaşılan en iyi dikine hız duyarlılığı ESO'nun La Silla / Şili'deki 3.6 m ayna çaplı
teleskobuna bağlı HARPS tayfçekeriyle 5.95 kadir parlaklığa sahip G8 V tayf türünden bir
yıldızın (HD 69830) gözlemlerinde ulaşılan 30 cm / s 'lik bir dikine hız duyarlılığıdır (Lovis
vd. 2006)
Fischer & Lovis, 2009
Birden Fazla Gezegen Barındıran Sistemler
HR 418: υ And
Butler vd. 1999
Butler vd. 1997
Solda Lick, Sağda AFOE gözlemleri
Butler vd. 1999
6200 K
F8 V
0.7 Mjüp
@ 0.06 AB
2 Mjüp
@ 0.7 AB
Not: Uzaklıklar ölçekli değildir. Renkler cisimlerin sıcaklık
ya da yaşanabilirlik koşullarından bağımsızdır.
4 Mjüp
@ 2.5 AB
4.6 gün dönemli birinci gezegenin neden olduğu
dikine hız değişiminden arındırılmış artıklar
Birden Fazla Gezegen Barındıran Sistemler
GJ 667C b,c,d,e,f,g,h
Anglada-Escude vd. 2013
Aletsel Problemler
✔ Tayfçeker içindeki havanın kırılma indisinin değişimi (sıcaklık ve
basınç değişimlerinin kontrolü)
✔ Termal ve mekanik etkiler (takip problemleri, aynanın sıcaklıktan ve
gökyüzünde bakılan konumdan etkilenmesi)
✔ Yarığın (slit) aydınlanması (ışığın fiber optikle taşınması)
✔ Hassas dalgaboyu kalibrasyonu
✔ Dedektör kaynaklı etkiler
✔ Foton toplanması (büyük teleskop)
✔ Tayfın “kirliliği” (özellikle yakın kızılötede!)
Hassas Dalgaboyu Kalibrasyonu - I
Lamba Tayfı Yöntemi
Örnek bir ThAr çizgi atlası
Eş zamanlı Toryum-Argon lambası tayfı kullanarak dalgaboyu
kalibrasyonu, HARPS 2003. Beyaz noktalar ThAr salma
çizgilerini, parlak çizgiler yıldız tayfını göstermektedir.
Avantajı:
1. Dalgaboyları çok iyi bilinen çok sayıda
salma çizgisi,
2. Eş zamanlı olarak (bazı düzeneklerde)
kalibrasyon tayfı alabilme avantajı,
3. Tayfın kalibrasyon tayfı ile
“kirlenmemesi”.
Dezavantajı:
1. Işığın farklı bir optik yoldan geliyor
oluşu,
2. Lamba ömrü,
3. Bazı bölgelerde daha fazla çizgi ihtiyacı.
Hassas Dalgaboyu Kalibrasyonu - II
İyodin (I2) Hücresi Yöntemi
Avantajı:
1. Dalgaboyları çok iyi bilinen çok fazla
sayıda soğurma çizgisi,
2. Eş zamanlı olarak kalibrasyon tayfı
alabilme avantajı,
2. Işığın yıldız ışığı ile aynı optik yoldan
geliyor oluşu.
Sadece 3 Angstrüm'lük bir bölgedeki iyodin çizgileri
Dezavantajı:
1. Yıldız tayfının kalibrasyon tayfı ile
kirlenmesi
2. Veri işleme zorluğu
3. İyodin hücresinin ömür
Yıldızlarda Dikine Hız Değişimine Neden Olan Etkiler
✔ Granülasyon (Bulgurlanma)
✔ Manyetik etkinlik kaynaklı olgular
✔ Yıldız zonklamaları
✔ Slite girip / çıkan bir arkaplan yıldızı
✔ Yakın bir çift yıldız bileşen
Granülasyon (Bulgurlanma) Kaynaklı
Dikine Hız Değişimleri
Asimetrik bir çizgi profili dikine hız
ölçümü yapılmasını zorlaştırır. Zira bu
durumda çizginin merkezi
dalgaboyunu (λ) belirlemek çizgi
merkezinin tanımı gereği
problemlidir. Buna bir de sınırlı
tayfsal çözünürlüğün bozucu etkisi
eklendiğinde toplamda bir Doppler
kayması (Δλ = λ – λ0) ölçülmüş olur.
Çizgi merkezinin doğru
ölçülememesinden kaynaklanan bu
“zahiri” Doppler kayması nedeniyle
yıldızda sürekli bir dikine hız değişimi
olduğu gibi bir sonuç çıkar.
(Δλ / λ = Vr / c).
Çizgi asimetrileri kendini en iyi çizgi
ortaylarında (bisektör) gösterir.
Çizgi Ortayları
(Bisektör)
Baştürk, 2012
Çizgi ortayı, bir tayfsal çizginin mavi ve kırmızı kanatlarını birleştiren doğru
parçalarının orta noktalarının geometrik yeridir. Tayfsal çizgide herhangi bir
nedenle bir asimetri oluşması durumunda ortay dik bir doğru olmaktan
sapar. Ortayın şekli ancak dalgaboyunda (ya da buna eş olarak dikine hızda)
bir genişletme (zoom) yapıldığına anlaşılabiir (Şekil sağ panel)
Manyetik Etkinlik Kaynaklı Dikine Hız Değişimleri – I
Yüzey Parlaklık Dağılımı Düzensizlikleri
Tıpkı bulgurlanmada olduğu gibi manyetik etkinlik kaynaklı (sıcak ya da soğuk)
lekelerde çizgi profilinde asimetrilere dolayısı ile “görünüşte” dikine hız
değişimlerine neden olurlar. Burada yıldız hareket etmemekte sadece üzerindeki
parlaklık dağılımı düzensizlikleri dönme ile modüle olmaktadır.
Manyetik Etkinlik Kaynaklı Dikine Hız Değişimleri – II
Manyetik Çevrim Kaynaklı Değişimler
✔ Konvektif hücrelerin yapılarının ve hareketlerinin manyetik etkin bölgelerde önemli
ölçüde değişmesi ve bunun sonucu olarak konvektif hareketin baskılanması
(Livingston 1982, Brandt ve Solanki 1990), tayfta çizgi asimetrileri ve buna bağlı
olarak dikine hız değişimleri gözlenmesine neden olur (Gray 1988).
✔ Konvektif hareketin baskılanması yüzeye enerji transferinin de engellenmesi anlamını
taşır. Manyetik olarak etkin bölgeler bu nedenle yüzeyin diğer bölgelerinden daha
soğuktur ve dolayısıyla daha karanlık görünür. Bu bölgelerde, konvektif hareket
manyetizma tarafından baskılanıp azaltıldığından, granülasyonun neden olduğu
maviye kayma yerine kırmızıya kayma gözlenir. Manyetik çevrim boyunca bu
bölgelerin büyüklüğü ve yıldız üzerindeki konumları değişir.
✔ Etkinliğin yüksek olduğu dönemlerde bu bölgeler yıldız yüzeyinde daha büyük alan
kaplar. Bu nedenle kırmızıya kaymalar daha fazla gözlenir. Düşük etkinlik
dönemlerinde ise kırmızıya kaymanın kaynağı bölgeler küçüktür. Manyetik çevrim
boyunca bu nedenle genliği 40 cm/s’den 140 cm/s’ye kadar ulaşan dikine hız
değişimleri gözlenir (Dumusque vd. 2011b).
✔ Makarov (2010), manyetik çevrim boyunca meridyonel yüzey akımlarının hızlarında
da değişim olabileceğini öne sürdü ve bu değişimlerin yörünge dönemleri 0.6 yıl ile
1.4 yıl arasında olan, bu nedenle üzerinde yaşam koşullarının oluşabileceği
ötegezegenlerin bulunması konusundaki en büyük güçlüklerden biri olduğunu
gösterdi.
Manyetik Etkinlik Kaynaklı Dikine Hız Değişimleri – II
Manyetik Çevrim Kaynaklı Değişimler
Yüzey parlaklık dağılımı düzensizlikleirnin (lekeler ve plaj bölgeleri) manyetik çevrimi boyunca sayılarının ve
yüzeyde kapladıkları alanların değiştiğini Güneş'ten biliyoruz. Bu düzensizliklerin neden olduğu “görünüşteki” dikine
hız değişimleri de zamanla değişir ve yıldızla ortak bir kütle merkezi etrafında hareket eden bir gezegen olduğunun,
bu nedenle dikine hız değişimlerinin gözlendiğinin sanılmasına neden olabilir (sol altta). Yukarıda HD 7199
yıldızında (solda) dikine hızın zamana (üstte) ve evreye bağlı değişimini ve (sağda) aktivite belirteci log R HK
endeksinin değişimini (üstte) görüyorsunuz. Dikine hız değişime aktivite değişimi ile evrelendirildiğinde değişimin
kaynağının bir gezegen değil, yıldızın kendi manyetik etkinliği olduğu kolayca görülüyor (sağ altta) (Dumusque vd.
2011).
Yıldız Zonklaması (Pulsasyon)
Kaynaklı Dikine Hız Değişimleri
✔ Yıldızlarda gözlenen zonklama olgusu da dikine hız
değişimlerine neden olur. Zira yıldızın bir bölümü
gözlemciye yaklaşırken, çizgi oluşumuna bu
bölümden gelen katkılar maviye kayma; diğer bir
bölümü gözlemciden uzaklaşırken, çizgi oluşumuna
bu bölümden gelen katkılar ise kırmızıya kayma
olarak algılanır.
✔ Zonklamanın bütünüyle çapsal (radyal) olması
durumunda dikine hız değişimi düzenlidir ve dönme
kaynaklı değişimlerden dönem ve genlik farklılıkları
dışında ayırt edilebilmesine imkan yoktur.
✔ Güneş salınımlarının periyodu 5 dakika olduğu için
neden oldukları dikine hız değişimlerini daha büyük
dönemli olması beklenecek gezegen kaynaklı dikine
hız değişimlerinden ayırt etmek oldukça kolay olur.
Hatzes (1996)
✔ Zonklamanın çapsal olmaması durumunda ise
dikine hız değişimlerine çizgi ortayı değişimleri etki
eder (solda). Ortay değişimleriniin dikine hız
değişimleriyle paralel gerçekleşmesi değişimin
kaynağının yıldız kaynakllı olabileceğine işaret eder.
Yıldız Kaynaklı Dikine Hız Değişimlerinin
Olası Gezegen Kaynaklı Değişimlerden Ayrılması
✔ Değişim Dönemi: Öncelikle dikine hız değişiminin dönemine bakılır. Zonklama kaynaklı
değişimler kısa dönemli (5 dk – 4 sa) olabilirken gezegen kaynaklı değişimlerin zaman
ölçeği daha uzundur. Zonklama kaynaklı değişimlerin doğru bir şekilde modellenmesi
durumunda poz süreleri değişimin zaman ölçeğinde seçilerek yaratacakları gürültüden
kurtulmak dahi mümkündür.
✔ Ayrıca, gezegen kaynaklı dikine hız değişimleri katı bir döneme (sisteme bağlı başka bir
cisim olmaması durumunda sürekli aynı!) sahipken, manyetik etkinlik kaynaklı değişimler
çevrimsel (Güneş'ten de bildiğmiz gibi!) bir nitelik taşır.
✔ Değişim Genliği: Dikine hız değişiminin genliği de kritik önem taşıyabilmektedir. Gezegen
kaynalı dikine hız değişiminin genliği bir dönemden diğerine değişmezken, özellikle
manyetik etkinlik kaynaklı değişimlerin genliği (Güneş'ten de bildğimiz üzere!) önemli
ölçüde değişir.
✔ Diğer Gözlemsel Belirteçler: Manyetik etkinilk ve zonklama yıldızda sadece dikine hız
değişimlerine değil, eş zamanlı olarak sıcaklık ve buna bağlı olarak renk değişimlerine de
neden olur. Bu değişimler fotometrik gözlemlerde renk ölçeği değişimleri (B-V, V-R gibi),
tayfsal gözlemlerde kalsiyum emisyon şiddeti değişimleri (log R HK, S-indeksi) ve Hαlfa şiddeti
belirteçlerle takip edilebiir. Bu değişimlerin yıldızın dikine hız değişimine eş dönem ve
genikle gerçekleşmesi değişim kaynağının yıldıza ilişkin olgular olabileceğine delil teşkil
eder.
✔ Dikine hız değişimine dönem ve genlikçe paralel gerçekleşen çizgi ortayı değişimleri de,
kaynağın bir gezegen değil de yıldıza ait olgular olduğu şeklinde yorumlanır.
Yıldız Kaynaklı Dikine Hız Değişimlerinin
Olası Gezegen Kaynaklı Değişimlerden Ayrılması
Manyetik etkinik ya da çapsal olmayan zonklamalar
kaynaklı değişimlerin neden olabileceği çizgi
asimetrisinin iyi bir ölçütü çizgi ortayının şeklidir. Böyle
bir etkinin varlığı durumunda ortay dik bir doğru
olmaktan sapar. Asimetrinin ölçütü ortayın dik bir
doğrudan sapma miktarını sayısallaştıracak herhangi
bir öçüt olabilir. Burada iki farklı çizgi derinliğinden
ölçülen hızların ortalamaları arasındaki farklar (v3 - v1)
olarak tanımlanan ortayın kapladığı hız alanı ölçütü
verilmiştir. Literatürde başka ortay ölçütleri de
tanımlanmıştır (Baştürk vd. 2011).
Queloz vd. (2001) tarafından HD
166435 yıldızı için tespit edilen dikine
hız ile ortayın kapladığı hız alanı
arasındaki ilişki. Bu ilişki dikine hız
değişiminin ötegezegen kaynaklı değil,
manyetik etkinlik kaynaklı olduğunu
düşündürmektedir.
Ödev 3. Dikine Hız Yöntemi
Teslim Tarihi: 24 Kasım 2016 Perş. 15:00
1) 11.2 parseklik bir uzaklıktan, bir yıldızın 0.5 yaysaniyelik görünen yarıçapa sahip
yörüngesine tam karşıdan (yörünge düzlemi ile bakış doğrultusuna dik düzlem
paralel olsun) baktığınızı hayal edin. Yörüngenin gerçek büyüklüğü nedir?
2) Halfa çizgisinin laboratuvar dalgaboyu 656.30 nm'dir. Tayfını aldığınız bir yıldızda bu
çizgi 656.31 nm'ye kaymış olsun. Işık hızını 3 x 10 8 m/s alarak yıldızın dikine hızının
yönünü ve büyüklüğünü bulunuz.
3) 0.8 Mgüneş (Mgüneş ~1.989 x 1030 kg) kütlede bir yıldızın dikine hızı, etrafındaki bir
gezegen nedeniyle 19.3 gün dönemli olarak değişmektedir. Ortak kütle merkezi
etrafındaki yörüngenin çembersel olduğunu varsayarak gezegenin yıldıza olan
uzaklığını bulunuz.
4) 3. sorudaki yıldızın dikine hız genliğinin 100 m/s olduğunu ve yörünge eğim açısının
90° olduğunu varsayarak yıldızın kütle merkezi etrafındaki yörüngesinin yarıçapını
bulunuz.
5) 3 ve 4. sorularda verilenlere, varsayımlara ve bulduklarınıza dayanarak yıldızla ortak
kütle merkezi etrafından dolanan gezegenin kütlesini hesaplayınız
Kaynaklar
✔ Mayor, M., Queloz, D., 1995, “A Jupiter-mass companion to a solar-type star”, Nature, 378, 355359
✔ Marcy, G.W., Butler, P.R., 1996, “A Planetary Companion to 70 Virginis”, Astrophysical Journal
Letters 464, L147
✔ Latham, D.W., Mazeh, T., Stefanik, R.P., Mayor, M., Burki, G., 1989, “The unseen companion of
HD 114762 : a probable brown dwarf”, Nature, 339, 38
✔ Latham, D.W., 2012, “The unseen companion of HD 114762”, New Astronomy Reviews, 56, 16
✔ Butler, R. Paul; Marcy, Geoffrey W.; Williams, Eric; vd., 1997, “Three New ``51 Pegasi-Type''
Planets”, ApJ, 474, 115
✔ Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko; Gerlach, Enrico, vd., 2013, “A dynamically-packed
planetary system around GJ 667C with three super-Earths in its habitable zone”, A&A, 556, 126
✔ Butler, R. Paul; Marcy, Geoffrey W.; Fischer, Debra A.; vd., 1999, “Evidence for Multiple
Companions to υ Andromedae”, ApJ, 526, 916
✔ Baştürk, Ö., 2012, “Soğuk Yıldızlarda Farklı Hız Alanlarının Ayrılması: Ötegezegen Keşfindeki
Zorlukların Aşılması”, Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü
✔ Baştürk, Ö.; Dall, T. H.; Collet, R.; Lo Curto, G.; Selam, S. O., 2011, “Bisectors of the HARPS
cross-correlation function. The dependence on stellar atmospheric parameters”, Astronomy &
Astrophysics, 535, 17